스펙클 이미징

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지상에서 관측하여 촬영한 쌍성계의 전형적인 짧은 노출 이미지 (제타 부티스).
각각의 별은 한 점으로 나타나야 정상이지만 대기로 인해 두 별로 분리된 스펙클 이미지 (왼쪽 위와 오른쪽 아래 반점)로 촬영되었다. 이 사진의 두 반점은 촬영한 카메라의 좋지 못한 화질 때문에 알아보기 어렵다. 두 별이 빠르게 엉켜서 돌기 때문에 카메라를 장시간 노출하여 촬영할 경우 하나의 방울로 보인다. 촬영한 망원경의 직경은 7r0이다.스펙클 이미징 슬로우-모션 무비가 관측자가 망원경을 통해 높은 배율로 별을 관측할 때 무엇을 보는지 보이고 있다. (반전 이미지)

사용된 망원경의 직경은 약 7r0이다. 별을 관측할 때 이미지가 어떤 방식으로 여러 거품(혹은 반점)처럼 산란되어 보이는지 알 수 있다. --완전히 대기적 효과이다. 스펙클 이미징 기법은 이러한 객체의 이미지를 재창조해서 천체 관측시 대기에 의해 조작되기 전의 이미지를 얻으려 한다. 이 무비에는 망원경 자체의 진동도 포함되어 있다.

스펙클 이미징대기 난류의 영향 아래서 짧은 노출로 이미지를 다량 촬영하고 분석하여 고품질의 천체 이미지를 표현해내는 기법이다. 스펙클 이미징은 쉬프트 엔 에드 기법과 스펙클 간섭법과 조금 다르다고 할 수 있다. 이런 기법들은 지상에서 망원경을 이용하여 관측하는데 상당한 품질 향상을 제공하지만 밝은 개체에 용이하다는 한계가 있다.

설명[편집]

이런 기술들의 원리는 촬영하고자 하는 천체의 객체를 아주 짧은 노출로 촬영하고 다른 천체 현상에 의한 효과들을 제거하는 것으로 이뤄져 있다. 이런 기술들을 통해서 많은 발견을 해낼 수 있는데, 가장 흔한 예가 일반적으로 동일한 크기의 망원경으로 장시간 노출 촬영했을 때 하나의 별처럼 나타나는 쌍성계에 대한 촬영이다. 그리고 많은 별들에서 나타나는 흑점과 비슷한 현상들을 이 방법으로 촬영하였다. 이런 기술들은 아직도 많이 사용되고 있지만 특히 밝은 별을 촬영할 때 쓰이고 있다.

망원경의 해상도는 프라운호퍼 회절이라는 효과 때문에 주경의 크기에 제한된다. 망원경으로 관측할 때 관측되는 개체는 에어리 원반이라 불리는 한 작은 점에 찍히게 되는데, 이 점보다 가까운 거리에 나타나는 객체들은 하나의 단일한 개체로 보이게 된다. 따라서 주경의 지름이 넓은 망원경일 수록 어둡게 보이는 개체 뿐 아니라 (또한 빛을 더 많이 모으기 때문에) 작게 나타나는 개체도 촬영할 수 있다.

이러한 화질 향상은 대기라는 현실적인 한계에 의해 제한되는데, 이 대기로 인해 발생하는 무작위적인 자연적 간섭 때문에 에어리 원반에 집중되는 이미지가 비슷한 크기의 점으로 좀 더 넓은 범위로 쪼개진 패턴으로 관측(우측 문단 참조)되게 된다. 일반적인 관측에서는, 망원경에서 기계적으로 가능한 화질 한계보다 천문학적 관측에서 표현하는 r0 계수 – 관측하기 충분한 조건에서 직경의 약 20 cm – 만큼의 현실적인 관측 한계에 부딪히게 된다. 수 년 동안 망원경의 성능은 스펙클 간섭법의 도입과 적응광학에서 해결책을 찾을 때까지 이런 기술적 문제에 의해 제한되었다.

스펙클 이미징은 원본 이미지를 이미지 프로세싱 기법으로 재창조한다. 이 기술의 핵심은 미국의 천문학자였던 데이빗 L. 프라이드에 의해 1966년에 발견되었다. 이것은 대기가 잠시 변동하지 않는 짧은 순간에 이미지를 촬영하는 것이다.[1] 적외선 이미지의 경우, 노출 시간은 약 100 밀리세컨이지만 촬영하기 좋은 조건일 수록 10 밀리세컨까지 늘린다. 이렇게 짧은 순간에 노출시켜 촬영할 경우 대기로 인한 모든 장애들이 굉장히 줄어들게 되며; 실제로 촬영되는 이미지는 그 순간에 찍힌 순간적인 이미지들이 된다.

물론 단점이 있다: 이미지를 이렇게 짧은 순간에 노출하여 촬영하는 것은 어렵고 촬영하고자 하는 객체가 지나치게 어두울 경우 빛이 충분하지 않아 분석조차 불가능하게 된다. 이 기법이 사용되기 시작한 초창기였던 1970년 대에는 제한된 크기의 촬영 기법으로만 가능했고, 약 7%의 적은 빛만의 객체를 촬영함에 따라 충분히 밝은 개체만을 이 방법으로 촬영할 수 있었다. 그러나 순간적으로 70%가 넘는 빛을 포착할 수 있는 기술인 CCD가 천문학에 도입됨에 따라 이 기법에서 이러한 광도의 한계를 낮출 수 있게 되었다. 오늘날 이 기술은 밝게 빛나는 별과 행성계에 대한 촬영에서 광범위하게 이용되고 있다.

많은 수의 보다 간단한 스펙클 이미징 기법들이 여러 이름으로 존재하지만 대부분 아마추어 천문학자들이 이 오리지널 기법을 토대로 재창조하면서 만들어내며 이름 붙인 것들이다.

더욱이, 최근에는 산업적인 측면에서 이 기법을 응용하여 장비들이 개발되고 있다. 예컨대 표면의 레이저를 더 밝게 빛나게 함(보다 부드러운 파동면은 먼 별을 더 정확하게 나타냄)으로써 결과적으로 얻는 스펙클 패턴에서 결함에 대한 자세한 이미지를 얻어낼 수 있다.

종류[편집]

쉬프트 엔 에드 기법을 기반으로 한 기술들[편집]

쉬프트 엔 에드 기법은 이미지 스택킹 기법이라고도 불리며 짧은 순간의 노출로 촬영한 이미지들을 가장 밝은 스펙클을 이용하여 일렬로 나열하고 하나의 평균적인 결과 이미지로 나타내는 것이다.[2] 럭키 이미징 접근 방법으로는, 오직 가장 훌륭한 품질의 짧은 노출 이미지만이 평균화에 선택된다. 초기 쉬프트 엔 에드 기법은 이미지의 도심(圖心)에 따라 이미지를 정렬했고, 더 낮은 값의 스트렐 비율의 이미지를 얻을 수 있었다.

스펙클 간섭법을 기반으로 한 기술들[편집]

1970년대에 프랑스의 천문학자였던 앙투앙 라베리는 푸리에 분석(스펙클 간섭법)을 통해 스펙클 패턴들에 대한 통계학적 특성으로부터 대상 객체의 구조에 대한 고품질의 정보를 얻을 수 있는 것을 밝혀내었다.[3] 그리고 80년대에는 이 방법을 발전시켜 파워 스펙트럼 정보를 토대로 단순한 이미지들을 재구성할 수 있게 하였다.

스펙클 마스킹이라 불리는 또 한가지의 최신 스펙킹 간섭법은 촬영한 짧은 노출 이미지로 부터 바이스펙트럼 혹은 클로저 페이즈의 계산과 관련되어 있다.[4] 평균 바이스펙트럼은 그 뒤에 계산되고 변환되어 이미지를 얻는데 사용된다. 이 작업은 특히 어퍼쳐 마스크를 많이 이용한다. 이 방식에서 망원경은 다른 어떤 방법에서보다 나은 (광학적 간섭법을 위한) 분해 능력을 얻기 위해 빛이 들어오게 하는 몇 개의 조리개를 제외하고 닫혀진다. 이러한 어퍼쳐 마스킹 기법은 영국 캠브리지 대학의 캐번디쉬 천체물리학 그룹에 의해 개척되었다.[5][6]

이 훌륭한 기술의 한가지 커다란 문제점은 이 기술이 이미지에 대한 방대한 컴퓨터 작업이 필요하다는 것이다. 그래서 이 기술을 처음 개발했을 당시에는 실제로 활용하기가 매우 어려웠다.하지만 해가 감에 따라 컴퓨터가 차츰 발전하고 이런 문제는 금새 사라졌다. 현재는 일반 데스크탑 컴퓨터로도 기법에 필요한 사소한 작업을 처리할 수 있을만큼 충분한 컴퓨팅 파워를 가지고 있다.

생물학에서[편집]

스펙클 이미징 기법이 생물학에 연관하여 쓰일때는 주로 주기적 세포 요소 ( 사상체나 섬유질)에 라벨을 달때 이용된다. 그렇게 함으로써 계속적이고 일반적인 구조가 아니라 특정한 세트의 반점으로 나타난다. 또한 이름 붙이지 않은 세포 요소 안에서 특정 세포 요소에서 통계적 분포를 구할 수 있다. 다이나믹 스펙클이라 알려진 이 기술은 다이나믹한 시스템 안에서 리얼-타임 모니터링을 가능하게 하고 생물학적 과정을 이해하기 위한 분석에 이용된다.

다른 보기[편집]

  • 천문학적 시상
  • 홀로그래픽 간섭법
  • 전자 스펙클 패턴 간섭법
  • 바이스펙트럼 분석
  • 광학적 간섭법
  • 구경 합성
  • 어퍼쳐 마스킹 간섭법
  • 회절 제한 시스템
  • 럭키 이미징
  • 초고화질 이미징

예시 이미지[편집]

이것은 모두 적외선 AO나 IR 간섭법을 (스펙클 이미징이 아닌) 통해 얻어졌다. 이는 또한 허블 우주망원경으로 얻을 수 있는 이미지보다 높은 화질의 이미지를 제공한다. 스펙클 이미징 기법으로는 이것보다 4배 더 나은 화질의 이미지를 얻을 수 있다.

참고[편집]

  1. Fried, David L. (1966). “Optical Resolution Through a Randomly Inhomogeneous Medium for Very Long and Very Short Exposures”. 《Journal of the Optical Society of America56 (10): 1372. doi:10.1364/JOSA.56.001372. 
  2. Baba, N; Isobe, Syuzo; Norimoto, Youji; Noguchi, Motokazu (May 1985). “Stellar speckle image reconstruction by the shift-and-add method”. 《Applied Optics》 24 (10): 1403–5. Bibcode:1985ApOpt..24.1403B. PMID 20440355. doi:10.1364/AO.24.001403. 
  3. Labeyrie, Antoine (May 1970). “Attainment of Diffraction Limited Resolution in Large Telescopes by Fourier Analysing Speckle Patterns in Star Images”. 《Astronomy and Astrophysics》 6: 85L. Bibcode:1970A&A.....6...85L. 
  4. Weigelt, Gerd (April 1977). “Modified astronomical speckle interferometry 'speckle masking'”. 《Optics Communications》 21 (1): 55. Bibcode:1977OptCo..21...55W. doi:10.1016/0030-4018(77)90077-3. 
  5. Baldwin, John; Haniff, C. A.; MacKay, C. D.; Warner, P. J. (April 1986). “Closure phase in high-resolution optical imaging”. 《Nature320 (6063): 595. Bibcode:1986Natur.320..595B. doi:10.1038/320595a0. 
  6. Baldwin, John; MacKay, C. D.; Titterington, D. J.; Sivia, D.; Baldwin, J. E.; Warner, P. J. (August 1987). “The First Images from Optical Aperture Synthesis”. 《Nature328 (6132): 694. Bibcode:1987Natur.328..694B. doi:10.1038/328694a0.